Fundamentos da Astrofísica

Como a informação viaja pelo universo e as ferramentas do

astrônomo para obtê-la

Roberto D. Dias da CostaIAG/USP

Os portadores da informação

l Radiação eletromagnética:Ondas de rádio, luz visível, infravermelha ou ultravioleta,

raios X, raios gama

l Raios cósmicos (prótons, elétrons, particulas alfa, etc.) e matéria em geral

l Ondas gravitacionais

A radiação eletromagnética

O espectro eletromagnético

O e

spec

tro c

ompl

eto

Os detetores de radiação eletromagnética

l Visível, ultravioleta e infravermelho:

• Olho Humano (até meados do século XIX)

• Emulsões fotográficas (~1850à ~1980)

• Tubos de imagem (~1960à ~1990)

• CCDs (a partir de ~1985)

l Rádio e microondas

l Rádio-telescópiosl Antenas e receptores

l Raios X e g

l Detetores Geigerl Cintiladoresl Emulsões

Os detetores de radiação eletromagnética em outras faixas de energia

Detetores de raios cósmicos

l Câmaras de bolhasl Placas fotográficasl Detetores Geiger

Detetores de ondas gravitacionais

l Antenas interferométricas: é uma técnica que está em estágio experimental, pouquíssimos resultados foram já obtidos.

Técnicas de medida usando a radiação eletromagnética

l Astrometria: determinação das posições “exatas” dos corpos celestes

l Imageamento/fotometria: medida do fluxo de radiação de uma determinada fonte

l Espectroscopia: obtenção do espectro da radiação de uma determinada fonte

l Polarimetria: determinação do grau de polarização da luz de uma fonte

l Magnetometria: medida da intensidade e direção do campo magnético de uma fonte ou região

Técnicas de Imageamento/Fotometria

Fotografia digital (com detetores CCD): CCDs funcionam como uma matriz de fotodiodos que formam um análogo eletrônico da imagem. Permitem imagens com muito maior resolução que as “clássicas”.

O que permite obter? Intensidades, cores, variações do brilho no tempo (curvas de luz), morfologia de fontes extensas, localização de objetos desconhecidos

O detetor CCD

Hoje virtualmente todas as medidas fotométricas e espectroscópicas novisível, ultravioleta e infravermelho usam CCDs. Eles constituem o“coração” de qualquer câmera digital

Outras técnicas de medida

l Interferometria: permite altíssima resolução angular. É muito usada em radioastronomia e considerado a técnica do futuro em astronomia óptica

l Ocultações: tem uso muito limitado por estar sujeita aos movimentos naturais dos corpos do sistema solar. Permite medidas de alta resolução angular como raios estelares.

l Radar: adequado apenas para pequenas distâncias, dentro do Sistema Solar.

Espectroscopia

A decomposição da luz em suas cores dá ao astrônomo a possibilidade de estudar distintas propriedades dos corpos celestes tais como composição química e velocidade em relação a nós

Os distintos tipos de espectros: contínuo, de emissão e de absorção

Curva de Planck – Radiação do Corpo Negro

Lembrar: TODOS os corpos acima do zero absoluto emitem radiação na forma de um Corpo Negro com uma determinada temperatura efetiva.

Espectros de distintos elementos químicos

O espectro do Sol

Telescópios

Telescópio de Galileo Telescópio de Newton

As montagens: o básico

Cada montagem

Montagem altazimutal:

O Telescópio se move num eixo de azimute (no plano horizontal local) e num eixo de altura ortogonal a este.

Vantagens:Prática de montar, compacta, mais leve que as demais

Desvantagem: necessita 2 motores se movendo em velocidades variáveis para fazer o acompanhamento sideral. Isso requer processamento de dados online para controle dos motores.

Montagem altazimutal dobsoniana

É a preferida dos amadores por ser fácil de montar e desmontar.

A grande desvantagem é que a ocular fica no alto da montagem, o que impede a instalação de instrumentos pesados.

Montagem equatorial

O Telescópio é montado num eixo

perpendicular ao eixo da terra e

em outro ortogonal a este. A

rotação sobre o eixo da Terra dá o

movimento N-S e sobre o outro

eixo dá o movimento E-W.

A grande vantagem é que basta um

único motor funcionando a

velocidade constante para fazer o

acompanhamento sideral.

A desvantagem é que a montagem é

assimétrica e portanto mais massiva,

mais cara e mecanicamente mais

instável.

Montagem equatorial alemã

O Telescópio é instalado na extremidade dum eixo ortogonal ao eixo polar. Na outra extremidade do eixo é instalado um contrapeso

Montagem equatorial em ferradura

O Telescópio é instalado dentro de uma ferradura que gira centrada no eixo polar. Deve-se notar que toda a carga mecânica da parte móvel é exercida na junção da ferradura com o pilar

Tipos de óptica

A captação da luz é feita pela lente objetiva (na verdade um par acromático)

A captação da luz é feita pela por um espelho primário

A captação da luz é feita por um espelho primário, porém antes de chegar no mesmo a luz passa por uma lente corretora para minimizar a aberração esférica

Refrator

Refletor

Catadióptrico

O Refrator

Refratores

Yerkes (1896)

40” = 1 m de diâmetro

A construção deste telescópio se revelou

ser o limite da tecnologia dos refratores: o

par de lentes objetivas é muito pesado e

tende a se deformar pelo seu próprio peso.

Além disso, ele é muito espesso e impede

uma grande fração da luz incidente de

atravessar. Outra grande desvantagem é

que, ao contrário dos espelhos, as lentes

requerem polimento em ambas as faces, o

que torna o processo construtivo muito

mais complexo.

Yerkes

Foto do tel. Yerkes feita durante a Exposição Internacional em Columbus, Ohio, em 1893

Telescópios catadióptricos

Telescópio Schmidt

Telescópio Maksutov

Tel. Newtoniano Catadióptrico

Telescópio catadióptrico

Telescópio amador Meade, com montagem altazimutal. O console preto logo abaixo da ferradura contém a eletrônica de controle dos motores para apontamento e guiagem

Câmara Schmidt

Câmara de 1.2 m de Mt. Palomar, operadana foto por E.P. Hubble(foto de 1949)

O Refletor

A “chave” do sucesso dos refletores é a rigidez do espelho, que não pode se deformar. Para garantir esta rigidez, usa-se a regra do 6:1, ou seja, para cada 6 unidades de diâmetro, tem-se uma de espessura.

Refletores clássicos

Refletores amadores

Mt. Wilson (1922)

Montagem equatorial em ferradura com dois pés devido à grande massa do telescópio. A linha que une o pé sul (mais baixo) e o pé norte (mais alto) aponta para o Polo norte Celeste. Usando este telescópio Edwin Hubble provou que existiam outras galáxias e descobriu o movimento de recessão do Universo (a lei de Hubble) entre 1922 e 1929.

Mt. Palomar (1948) : 200” (5 m)

Montagem análoga a Mt. Wilson: equatorial em ferradura com dois pés. Até os anos 70 foi o maior telescópio do mundo. O telescópio russo de 6m construido nos anos 70 nunca funcionou direito e este aqui foi na prática o maior do mundo até a entrada em operação dos telescópios da classe de 8 m como o Gemini, VLT ou Keck.

Keck I (1994), Keck II (1999)

Keck – espelho primário

O espelho é um mosaico constituido de 36 hexágonos finos, que não seguem a regra do 6:1. Sua rigidez é garantida por atuadores hidráulicos (pistões) por baixo. Estas correções são feitas constantemente e esta técnica se chama “óptica ativa”.

Mauna-Kea

Gemini-N

Gemini-S

Montagem da estrutura mecânica

O espelho fino de 8 m do Gemini

VLT : Cerro Paranal, Chile

No Brasil: LNAPico dos Dias: uma instalação para treinamento

Opera o Gemini e o SOAR pelo Brasil

SOAR

Duas visões do SOAR. Pode-se ver na esquerda a montagem altazimutal e na direita os atuadores hidráulicos da óptica ativa.

Telescópio Gemini sul (à frente) e SOAR (ao fundo) no Cerro Pachón, Chile

Disposição dos instrumentos no telescópio SOAR

Algumas visões do futuro:European – Extremely Large Telescope (E-ELT)

Projeto europeu (ESO)39 m de aberturaAltazimutalA ser instalado no Chile

Visão artística do domo do E-ELT. O prédio terá cerca de 100 m de altura e 90 de diâmetro

Thirty Meter Telescope (TMT)

Projeto americano de um telescópio de 30 m a ser instalado no Havaí

Giant Magellan Telescope

Abertura equivalente:24 m

Constitui-se de 7 telescópios de 8 m de diâmetro

A ser instalado no Chile. Tem participação do Brasil através da FAPESP.

Rádiotelescópios

Telescópio de 105 m, NRAO , West Virginia, USA

Rádio-telescópios

Radio-telescópio em montagem equatorial. O maior comprimento de onda da radiação requer áreas coletoras maiores.

VLA (Very Large Array)

Conjunto de radio-telescópios instalados no Novo México, EUA. O conjunto opera de forma coordenada, observando a mesma fonte simultaneamente em todos. Isto permite obter imagens com altíssima resolução angular, numa técnica denominada interferometria.

ALMA (Atacama Large Milimetric Array)

Rádio-obsevatório milimétrico do ESO instalado no Planalto da Chajnantor no Chile, a 5200 metros

acima do nível do mar.

Interferometria óptica

1. Espelhos fixos2. Telescópios3+4. Linhas de atraso ópticas5. Semi-espelho6. Detetor de franjas de interferência

O princípio:

GI2T – Plateau de Calern, França

Keck, Mauna Kea, Havaí

Raios cósmicos e meteoritosl São as únicas oportunidades de se examinar as

propriedades de matéria vinda do espaço. Osraios cósmicos são partículas elementares comoprótons e elétrons, e os meteoritos sãofragmentos macroscópicos de materialcondensado nas origens do sistema solar.

Meteoritos

Allende (México, 1969), o mais antigo material sólido do sistema solar, com 4,56 bilhões de anos

Zagami (Nigéria, 1962), é um pedaço de Marte arrancado pela colisão de um asteróide!

Meteorito de Bendengó (o maior encontrado no Brasil), com 5,3 toneladas, encontra-se no Museu Nacional, no RJ. Foi encontrado em 1784 e transportado para o RJ em 1887 por ordem de D. Pedro II.

Raios cósmicosl O que são?Partículas de alta energia vindas do espaço

90% protons9% núcleos de hélio (partículas alfa)1% elétrons e núcleos mais pesados

NOTAR QUE O TERMO “RAIO” É EQUIVOCADO: SÃO PARTÍCULAS E NÃO RADIAÇÃO!

l De onde vêm?Principalmente do Sol, mas também de outras estrelas e de fora da

nossa galáxia. A origem dos raios cósmicos de ultra-alta energia é ainda fonte de muita controvérsia

Um chuveiro de raios cósmicos

Um próton de altíssima energia chega na atmosfera superior e colide com diversas partículas que por sua vez colidem com outras, produzindo um “chuveiro” detectável do solo. Os detetores precisam ter milhares de km2

Observatório Pierre Auger

Um dos detetores de raios cósmicos. O observatório, localizado no noroeste da Argentina, consiste em aproximadamente 1600 detetores similares espalhados numa área de 3200 km2

“Telescópio” de neutrinos

Neutrinos são subprodutos da produção de energia pelas estrelas. Eles produzidos nos núcleos estelares e portanto são os únicos portadores de informação do que está acontecendo num núcleo estelar

Ondas gravitacionaisl O que são: são deformações no espaço produzidas por grandes

massas que se movem (como estrelas duplas por exemplo), e quese propagam com a velocidade da luz. Apesar de estranho, esteconceito é previsto pela teoria da relatividade geral de Einstein

l Como medir: tentando medir pequeníssimas deformações em“antenas” muito longas, ou então em esferas de diâmetro bemconhecido

l O que já existe medido: apenas duas detecções, mas é uma técnicacom IMENSO potencial de crescimento.

Um detetor de ondas gravitacionais: O projeto Virgo

vista aérea do detetor (próximo a Florença, Itália)

Antenas gravitacionais: o princípio de funcionamento

As equações mais importantes para compreender-se o funcionamento de um telescópio refletor (e eventualmente comprar-se um ...)

Um exemplo:

l Abertura : normalmente designada pela letra D de diâmetro. l Poder de resolução : é a capacidade de separar dois corpos muito

próximos. Em seg. de arco: 114 / D. (teórico) ou 300 / D (na prática).

l Luminosidade (ganho de luz) (PGL) : considerando que a pupila do olho humano tem em média 7 mm, depois de adaptada à escuridão, podemos dizer que o ganho de luz será de PGL = (D / 7) 2.

l Distância focal da objetiva e da ocular, normalmente são representadas por f-ob ou simplesmente f e f-oc.

l Número de aumentos : obtem-se dividindo a distância focal da objetiva pela distância focal da ocular em uso.

l Razão focal, ou f / D, às vezes representada por F. A relação focal nos dá a quantidade de luz por unidade de área no plano focal.

l Taxa de obstrução: obtem-se dividindo-se o diâmetro do secundário pelo diâmetro da objetiva D.

Conceitos básicos: